Jak se pozorují černé díry?

Transkript

1 Vybrané kapitoly z astrofyziky díl 30. Jak se pozorují černé díry? Jiří Svoboda Astronomický ústav Akademie věd ČR Vybrané kapitoly z astrofyziky, Astronomický ústav UK, prosinec 2013

2 Osnova přednáškového cyklu Úvodní přednáška popularizační přednáška z Týdne vědy a techniky jak a kde pozorujeme černé díry ve vesmíru? metody detekce černých děr současné i budoucí Rentgenová astronomie proces redukce dat a spektrální analýza astrofyzikální modely pro rentgenová spektra Otevřené problémy současné astrofyziky akrečních disků okolo černých děr Závěr, diskuze, sepisování návrhu na pozorování,...

3 Co jsou černé díry? definice: oblast prostoročasu, ze kterého nemůže uniknout žádné světlo okraj černé díry (úniková rychlost je rovna rychlosti světla) se nazývá horizont událostí podle teorie relativity: rychlost světla je konečná (nic se nepohybuje rychleji než světlo) z toho plyne, že z černé díry nemůže uniknout nic... jak tedy černé díry pozorovat? nepřímo, ze záření hmoty, která do nich padá

4 Prvotní ideje o černých dírách 1783 John Michell uvažoval o nepozorovatelných super-velkých hvězdách představte si Slunce, které je 500x objemnější a má stejnou hustotu úniková rychlost na povrchu by dosáhla rychlosti světla v M R může světlo z povrchu takového tělesa uniknout nebo by tak silnou gravitaci nedokázalo překonat?

5 Einsteinova teorie relativity 1905 speciální teorie relativity rychlost světla je konečná nezahrnuje v sobě gravitaci Albert Einstein v Praze studuje vliv gravitačního pole na šíření světla světlo není gravitačně přitahováno, jak si to představoval Michell, ale dráha světelného paprsku je přítomností hmotného tělesa ovlivněna tzv. gravitační ohyb světla 1916 obecná teorie relativity gravitační pole je zakřivením prostoročasu způsobené přítomností hmoty/energie (E = mc2)

6 Schwarzschildovo řešení 1916 Karl Schwarzschild - řešení Einsteinových rovnic pro statický sféricky-symetrický případ ve vakuu bez elektrických nábojů Schwarzschildův poloměr: 2GM RS= 2 c gravitační konstanta: G = (6,67384 ± 0,00080) x 10-11m3 kg-1 s-2 rychlost světla: c = m s-1 rozměr černé díry závisí na hmotnosti: -25 člověk: R ~ 10 m S Měsíc: RS ~ 0,1 mm Země: RS ~ 1 cm Slunce: RS ~ 3 km galaktické jádro: RS ~ km

7 Existují černé díry? zpočátku pochopitelná skepse 30. léta 20. století studium hvězdného kolapsu BÍLÝ TRPASLÍK NEUTRONOVÁ HVĚZDA ČERNÁ DÍRA 1931 Chandrasekhar maximální hmotnost bílého trpaslíka 1,5M (kolaps hvězdy zastaví tlak elektronů) 1939 Oppenheimer & Volkoff maximální hmotnost neutronové hvězdy 3-5M (atomová jádra se rozpadnou, protony se spojí s elektrony a kolaps hvězdy zastaví tlak neutronů) co se stane s hmotnějšími hvězdami?

8 Pozorování vyhaslých hvězd bílí trpaslíci byli v té době již dobře známými objekty (Sirius B, 40 Eridani) bílý trpaslík je velký asi jako Země, neutronová hvězda má rozměr desítky km a případná hvězdná černá díra by byla ještě menší bílý trpaslík: hustota: 1 tuna/cm3 povrchová teplota: asi C (klesá, jak bílý trpaslík chladne...) neutronová hvězda: hustota v nitru: až 1015 g/cm3 povrchová teplota: milión C => svítí v rentgenovém oboru

9 Elektromagnetické spektrum teplota ~ milióny stupňů

10 Zrod rentgenové astronomie Propustnost atmosféry atmosféra je pro RTG nepropustná => RTG astronomie umožněna až pomocí raket a balónů první očekávání RTG pouze ze Slunce (ostatní hvězdy příliš daleko) 1962 detektor ke zkoumání RTG záření na Měsíci (odraz od Slunce) objeven Sco X-1!!! (1967 potvrzeno, že je to neutronová hvězda) 2002 Nobelova cena za fyziku (1/2) R. Giacconi

11 Objev černých děr 1963 Roy Kerr nachází řešení pro rotující černé díry 1968 J.A.Wheeler používá termín "černá díra" a přichází s tvrzením, že černé díry nemají vlasy (při svém kolapsu hvězdy zcela zapomenou na všechny své původní parametry kromě hmotnosti, rotace a náboje) 1972 objevena první černá díra v souhvězdí labutě Cygnus X-1 (Webster & Murdin; Bolton)

12 Objev černých děr 1963 Roy Kerr nachází řešení pro rotující černé díry 1968 J.A.Wheeler dává černým dírám své jméno a přichází s tvrzením, že černé díry nemají vlasy (při svém kolapsu hvězdy zcela zapomenou na všechny své původní parametry kromě hmotnosti, rotace a náboje) 1972 objevena první černá díra v souhvězdí labutě Cygnus X-1 (Webster & Murdin; Bolton) jeho kniha Secrets of Universe vyšla v češtině (Argo, 2009) Paul Murdin na konferenci v Praze, únor 2010

13 Detekce černých děr přímé metody: fotka obrázek černé díry gravitační vlny možné v budoucnu? nepřímé metody: Autor: Michal Bursa v současné době jediný způsob spolehlivé detekce pohyb hvězd kolem "ničeho" střed Mléčné dráhy časová proměnnost a spektrální vlastnosti záření hmoty obíhající černou díru

14 Jak hmota padá na černé díry? akrece = pozvolné nabalování hmoty uvnitř hmota obíhá poloviční rychlostí světla akreční disk - dopadající hmota má nenulový moment hybnosti, a proto vytvoří okolo černé díry disk

15 Vnitřní okraj akrečního disku poslední stálá oběžná dráha (PSOD) její poloha závisí na spinu (vlastní rotaci) černé díry nerotující černá díra rozměr: 2GM/c2 PSOD: 6GM/c2 max. rotující černá díra rozměr: GM/c2 PSOD: GM/c2

16 Akreční disky akrece = pozvolné nabalování hmoty uvnitř hmota obíhá poloviční rychlosti světla akreční disk akreující vrstvy o sebe třou, tím se výrazně zahřívají a uvolněná energie se pak vyzáří

17 Účinnost akrece uvolněná energie: E = εmc2 oheň, chemické reakce ε = 0,00001% jaderné štěpení ε = 0,01% jaderná fúze ε = 0,1% akrece na černou díru ε = 40% akrece na ČD je velice účinný proces, při němž dochází k uvolnění enormního množství energie; proto je mezi RTG zdroji na obloze mnoho akreujících černých děr

18 Kde se černé díry pozorují? rentgenové dvojhvězdy aktivní galaktická jádra (stelární černé díry) (super-hmotné černé díry) M ~ 10 MSlunce M ~ MSlunce

19 Proč nás zajímají stelární černé díry? jsou důležité pro hlubší porozumění procesu hvězdného kolapsu v závěrečném stádiu velmi hmotných hvězd i pro studium vývoje dvojhvězd, kdy dochází ke vzájemným přetokům hmoty z jedné složky na ruhou někteří souputníci černých děr jsou veleobři (například Cygnus X-1), jiní ani nejsou vidět (např. GX 339-4) největší známou stelární černou dírou je: GRS (přibližně 15 hmot Sluncí)

20 Proč nás zajímají stelární černé díry? jsou důležité pro hlubší porozumění procesu hvězdného kolapsu v závěrečném stádiu velmi hmotných hvězd i pro studium vývoje dvojhvězd, kdy dochází ke vzájemným přetokům hmoty z jedné složky na druhou testování obecné teorie relativity studium fyziky v podmínkách extrémní křivosti prostoročasu pochopení proměnnosti toku hmoty na černou díru ve vnitřních oblastech akrečního disku je časová variabilita v řádech mikrosekund v řádech měsíců dochází k výrazným změnám spektrálních vlastností záření akrečních disků

21 Spektrální stavy jak se mění množství přitékající hmoty, mění se i způsob akrečního toku: tvrdý stav termální stav

22 Proč nás zajímají super-hmotné černé díry? super-hmotné černé díry se nacházejí v centrech galaxií: aktivní galaktická jádra vysoká aktivita obyčejné galaxie nízká aktivita, ale přítomnost černé díry je v těch okolních jasně potvrzena naše Galaxie (Sgr A*), M87,... je různá aktivita pouze vývojovým stupněm každé galaxie? jsou super-hmotné černé díry přítomny ve všech galaxiích? co bylo dřív, galaxie nebo její centrální černá díra? jak se galaxie zformovaly a vznikly černé díry již jako obří nebo narostly až postupně akrecí okolní hmoty?

23 Proč nás zajímají super-hmotné černé díry? jaký vliv má centrální aktivita na tvorbu hvězd v jejím okolí? dochází k urychlování černých děr v důsledku akrece? jakou roli hrají vzájemné srážky galaxií? srážky galaxií jsou poměrně časté: - splynutí galaxií *odhaduje se, že naše Mléčná dráha splyne s galaxií v Andromedě za asi 5 miliard roků - galaktický kanibalismus *Mléčná dráha pojídá Magellanova mračna - galaktické harašení

24 Nejbližší obří černá díra Sgr A* Sgr A* - centrální černá díra naší Mléčné dráhy nachází se v souhvězdí Střelce (Sagittarius) váží přibližně jako 4 milióny sluncí v porovnání s ostatními galaxiemi je jádro naší Galaxie neaktivní (málo hmoty dopadá na černou díru) kolem ní se pohybují mladé hvězdy existuje několik teorií, jak vznikly, ale stále není jednotný názor ohledně jejich vzniku umožňují velmi přesně změřit polohu a hmotnost centrální černé díry Mléčné dráhy nyní se na černou díru řítí oblak plynu nazvaný G2 celková hmotnost přibližně jako větší planeta, roztrhaný slapovými silami

25 Pozorování černých děr Sgr A*

26 Aktivní galaktická jádra složení aktivního galaktického jádra: centrální černá díra (M~ MSlunce) akreční disk obklopující černou díru oblasti horkého plynu vyzařující široké (blíž černé díře) a úzké čáry záření pohlcující oblaka ve tvaru toru relativistický jet (jen u některých galaxií) rentgenový snímek standardní model galaktického jádra, Antonucci 93 pozorování blízké aktivní galaxie NGC 4261 v rádiovém (jet), optickém-ultrafialovém (akreční disk) a rentgenovém (nejvnitřnější oblast a horká atmosféra akrečního disku) z družice Chandra

27 Spektra aktivních galaxií obrázky nám neodhalí nejvnitřnější oblasti, zejména ne pro vzdálené zdroje (kvasary), které se jeví našim detektorům jako bodové zdroje k získání informace o struktuře a dynamice aktivních galaktických jader využíváme spektrální analýzu optická spektroskopie z intenzity, případně šířky čáry vodíku se určuje hmotnost černé díry rentgenová spektroskopie netepelné záření + odražené záření od akrečního disku z profilu čáry železa lze určit rotaci černé díry (spin) odhaluje přítomnost vysoce ionizovaných plynů

28 Optická spektra Existuje celá zoologie spekter, ale některé rysy jsou pro aktivní galaxie společné... zakázané čáry intenzita záření - vznikají v důsledku silného ozáření plynu o nízké hustotě - zakázaná čára kyslíku O[III]* je charakteristickým rysem optických spekter aktivních galaxií *[III] znamená 2x ionizovaný široké čáry - rozšíření čáry vodíku je v důsledku oběhu kolem černé díry (Dopplerův jev) - používá se k relativně přesnému určení hmotnosti černé díry vlnová délka

29 Rentgenová spektra odkrývají nejvnitřnější oblasti akrečního disku podobnost se stelárními černými dírami: aktivní galaxie rentgenová dvojhvězda spektrum má tři hlavní složky

30 Rentgenová spektra odkrývají nejvnitřnější oblasti akrečního disku podobnost se stelárními černými dírami: aktivní galaxie rentgenová dvojhvězda? tepelné záření disku záření rozptýlené na horkých elektronech v atmosféře disku odraz rozptýleného záření na povrchu akrečního disku

31 Tepelné záření čím blíž se akreční disk dostane k černé díře, tím více se hmota zahřeje radiální profil teploty disku: termální spektrum akrečního disku: závisí na spinu černé díry ukázka termálního spektra:

32 Čára železa vzniká odrazem na povrchu akrečního disku vysoké oběžné rychlosti a zakřivení prostoročasu relativistická deformace profilu spektrální čáry gravitační rudý posuv zesílení záření ve směru pohybu příčný Dopplerův jev

33 Čára železa vzniká odrazem na povrchu akrečního disku vysoké oběžné rychlosti a zakřivení prostoročasu relativistická deformace profilu spektrální čáry autor: M. Dovčiak

34 Čára železa v rentgenových spektrech přítomna ve spektrech aktivních galaxií i rentgenových dvojhvězd umožňuje určit spin černé díry nezávisle na hmotnosti a vzdálenosti zkoumaného objektu!

35 Současnost rentgenové astronomie XMM-Newton Suzaku 1999-? ? NuSTAR Integral 2002-? Astro-H 2014/5? 2012-?

36 Budoucnost rentgenové astronomie dvě rentgenové mise v soutěži Evropské kosmické agentury: Athena + LOFT velká družice, 2028? středně-velká družice, 2022? horký vesmír, obří černé díry neutronové hvězdy, stelární černé díry Astronomický ústav AV ČR spolupracuje na obou návrzích!!!

37 Budoucí astronomie vyfotíme černou díru? nejvhodnější objekt: Sgr A* (nejbližší obří černá díra) EHT (Event Horizon Telescope) využívá interferometrie v sub-mm oblasti, kdy se do pozorování zapojí více observatoří: celosvětová síť antén pro EHT

38 Shrnutí černé díry jsou objekty, jejichž existence vychází z Einsteinovy teorie obecné relativity astronomové potvrzují výskyt dvou hlavních druhů černých děr: stelární (pozůstatky po velmi hmotných hvězdách) černé díry, které jsou součástí dvojhvězdného systému, můžeme pozorovat v rentgenovém oboru díky záření hmoty, která na ně přetéká z druhé hvězdy veledíry v centrech galaxií, kde dosahují hmotnosti několika milionů až desítek miliard sluncí astrofyzikální černé díry (bez el.náboje) jsou plně popsány jen dvěma parametry hmotnost, spin (rotační energie), které se snažíme změřit

39 Shrnutí - pokračování aktivitu černých děr pozorujeme na všech vlnových délkách elektromagnetického spektra zejména užitečná je rentgenová astronomie v Astronomickém ústavu AV ČR (oddělení relativistické astrofyziky) se zabýváme: teorií (modelování záření akrečních disků,...) pozorováním - analýzou dat různých vlnových délek zapojujeme se do návrhů budoucích satelitů ESA Česká Republika součástí ESA od